Radioastronomía centimétrica:Historia y tecnología

Comentario:

Radioastrónomos noescuchan los señales.

Ondas radio son ondaselectromagnéticos, no desonido.

Historia

Comienzo: 1932Karl G. Janksky (empleado de la compañía Bell Telephone Laboratory)buscaba interferencias en el servicio trans-atlantico de radio-telefoníaEncontró un ruido de fondo con periodo de 23 horas y 56 minutos díaestelarSeñales eran emisión de la Vía LácteaHoy: Jansky es unidad de intensidad de radiación en radio

1937: Grote Reber (1911-2002):Construyó una antena en su jardín en unsuburbio de Chicago.Observó la Vía Láctea (mapa publicado en1939).

En esta época fue radioastrónomoamateur.

Mapa de medio cielo en radiopor G. Reber

Primeros años de la radioastronomía

• Después de la segunda guerra mundial: Auge deradioastronomía. Se beneficiaba de investigación deemisores y receptores para radares en la guerra

• Tres grupos principales:– Martin Ryle (1918-1984) en Cambridge (UK) (Premio Nobel)– Bernard Lovell en Manchester University– Joseph Pawsey (1908-1962) en Sydney

¿Qué proceso representa la emisión radio continúo?

Pueden ser 2 procesos:

1) Emisión de gas caliente(emisión libre-libre obremsstrahlung)

• Hay electrones libres debido aionización del gas sonaccelerados por iones emiten radiación

2) Emisión sincrotrón Galáctica::Emisión de electrones moviéndosecasi a velocidad de la luz (rayoscósmicos) en un campo magnético

¿Qué es la emisión que mostraron los primeros mapas de radio?

¿Emisión sincrotron?

•Al final de los años 1949 se conocíabien el proceso de la emisiónsincrotrón debido a acceleradores departículas: En ellos protones yelectrones se mueven en círculosdebido a un campo magnético →emiten emisión sincrotrón•1950: Alvfen y Herlofson propusieronque emisión de las “radio estrellas”podría ser debido a electrones en uncampo magnético alrededor de unaestrella• Ginzburg (1951) & Kiepenheuer(1950) propusieron mecanismocorrecto

¿Emisión radio térmica?

•La comparación de los resultados deReber y Jansky (a diferentesfrecuencias) demostró que no podríaser emisión de un cuerpo negro• Reber propuso emisión libre-libre• 1940 demostraron Henyey &Keenana que esta emisión no podríaexplicar las mediciones a bajafrecuencia de Jansky•La pregunta no atrajo mucho másatención en algunos años

Emisión de hidrógeno atómica

• 1945: Hendrik van der Hulst predijo que átomos dehidrógeno iban a emitir una línea a 21 cm debido aenergía liberado con cambio de espin relativo deprotón y electrón.

• En un átomo individual: Esta transición pasa cadamillón de años

Emisión a 21 cm

Grandes descubrimientos con radio contínuo:1) Emisión de hidrogeno atómico

• 1951: Observación de la línea a 21 cm

Importancia:• Posibilidad de observar medio interestelar frío• Al ser línea: Información sobre velocidad del gas• Al ser radio: No sufre extinción por polvo se puede

ver el otro extremo de la Vía Láctea• Posibilidad de reconstruir estructura y dinámica de

Vía Láctea.• Confirmación de la estructura espiral.

Grupo M81: La observación del gas atómico puede cambiar la imagen

Galaxias en interacción gravitatoria

• 1946: Stanley Hey descubrió la primera fuente puntual en Cygnus (Cygnus A)– Fuente en Vía Láctea (“radioestrella”) o extragaláctico?

• para saberlo, hay que conocer el corrimiento a rojo, no es posible con radio continuo• problema: mala resolución de telescopios radio• Hay que identificar el objeto óptico asociado y tomar espectro

– 1951: Graham Smith determina precisa posición de Cygnus A con el mejorradiotelescopio (interferometría)

– 1954: Walter Baade y Rudolph Minkowski hacen observaciones ópticas en Palomar (conel telescopio de 200 inch)

• enorme distancia enorme energía que proceso?

• 1948: descubrimiento de la fuente puntual más fuerte de la hemisferia norte:Cassiopeia A (remanente de supernova)

• 1949: Nebulos del Cangrejo,(remanente de SN) Virgo A, Centaurus A (galaxias“peculiares”)

• 1960: Otra fuente radio brillante (3C 295) fue identificado en el opticao yresulta ser a una gran distancia (objeto mas distante hasta mediado de 1970)

2) Fuentes puntuales: Radiogalaxias

3) ¿Big bang o steady state?• Hubble mostró que el universo esta en expansión, pero ¿Cómo se

interpreta este hecho? Interpretación natural: Seguir la expansión hacía atrás

universo estaba muy concentrado, y tenía comienzo

Controversia larga a finales de los años 40:• George Gamov, Ralpha Alpher, Robert Herman desarrollan teoría

del “Big Bang” (nombre dado de forma despectiva de FredHoyle). Predicción: Radiación uniforme equivalente a un cuerponegro de 5 K.

• Teoría alternativa: “Steady state”: las galaxias están enexpansión, pero se forma nueva materia– A favor: p.e. Fred Hoyle, Einstein (modificó sus ecuaciones con una

constante cosmológica)

El fondo cósmico de microondas

1964: Un grupo de astrónomos en la Universidad dePrinceton construyo una antena para medir el fondode microondas cósmico

1965: Arno Penzias y Robert Wilson de la compañíaBell Telephone Laboratories (como Jansky) buscanfuentes de interferencia (como Jansky…) en unreflector.

Eliminan todo, pero se queda un ruido….… el fondo cósmico de microondas.

Recibieron en 1978 el premio Nobel para sudescubrimiento

Eso fue un fuerte apoyo para la teoría del Big bang.

4) Descubrimiento de pulsares

• Descubierto en 1967 por Jocelyn Bell(estudiante de tesis) y AntonyHewish en Cambridge (UK) (PremioNobel a A. Hewish en 1974)

• Señal regular – de extraterrestres??(“Little green men”)

• Llamado “Pulsating radio star”

Pulsar:• Estrella de neutrones en

rotación• Producto de colapso de

una estrella• Muy pequeño y muy denso• Pulasación debido al

“efecto faro”

Conclusiones intermedias

La radioastonomía ha permitido:

• Estudiar componentes de galaxias (sobre todo gasatómico, combustible para la formación de galaxiaspero también rayos cósmicos y campo magnético) quesin esta tecnología no hubiera sido posible.

• Descubrir un nuevo tipo de galaxias: radiogalaxias• El descubrimiento de objetos exóticos (pulsares)• Ha contribuido una importante prueba para un modelo

cosmológico (big bang)

TecnologíaConsideraciones generales:

• Estrellas (y por eso sol) prácticamente no emiten en radio observaciones de día son posibles

• Longitud de onda larga (cmm):– Superficie no necesita ser muy pulido, incluso puede ser red de hilos

(siempre que distancia entre hilos < λ/10).• Antena grande para:

– Más sensibilidad– Más resolución

• Gran problema de la radioastronomía: Resolución angular

Resolución de un telescopio: Difracción

Difracción: Luz “dobla” detrás deobstaculos o pequeños agujeros. Difracción y interferencia: Patrón de

mínimos y máximos de intensidadcuando luz pasa por dos rendijas

Resoluciónangular

Debido a la difracción una estrella(puntual) no se ve como un punto sinocomo un disco rodeado por anillos

Resolución angular (distancia enla que dos puntos se pueden vercomo separados):

Θ = 1.22 λ/D

Resolución de un telescopio

Limite de resolución = 1.22 λ/D

• Visual, p.e. verde: λ = 0.5 µm, D=1m 0.13 arcsec• “Seeing” de la atmósfera: ~ 1arcsec• Resolución de telescopios ópticos está siempre limitado por

seeing

• Radio, p.e.: λ = 21cm (HI), D=100m 7.3 arcmin = 438 arcsec• Resolución en radio es mucho peor• Interesa hacerlos lo más grande posible

Longitud de onda

Diámetro telescopio

Mejorar resolución: Interferometría

Observando una estrella: patrónondular conforme fuente vacambiando de altura

Dos estrellas muy cercanas:Señales se anulan si máximo deuna onda coincide con mínimo deotra.

Eso ocurre si distancia angular,Θ, es Θ = λ/2d

Inconveniente: Para estructurascon escalas grandes, “pierdeflujo”

Síntesis de apertura en radioastronomía

En los años 1950, Martin Ryle (Cambridge, Inglaterra) empezó a aplicar lainterferometría a radio. Desarrolló la “sintesis de apertura”, para lo quele dieron el premio nobel en 1974.

• Uso de varios antenas simulando antena de tamaño igual a la distanciamáxima.

• Correlando la señal de todas las antenas, obteniendo muchos “lineas debase” (distancias entre antenas proyectado al cielo).

• Usa la rotación de la tierra para ampliar número de líneas de base.

Algunos radiotelescopios

Effelsberg, D = 100m(cerca de Bonn, Alemania)

Algunos radiotelescopios

Nancay(cerca de Lyon, Francia)

Superficie grande,peroresolución no essimétrica

Algunos radiotelescopiosArecibo, D = 305m(Puerto Rico),

Solo puede observarrango restringido enel cielo.

Gran tamaño puede ser un problema….

Telescopio de Greenbank de 100m colapsó en 1988después de estar en uso durante más de 20 años.

Principios de tecnologíaComponentes• Antena (parabólica) – como óptico, salvo que se puede permitir

peor superficie• Receptor• Amplificador• Detector• Espectrómetro, etc.

Diferencia con telescopios visuales:• Amplificación necesaria• Alto nivel de emisión de fondo (cielo, atmósfera)

observaciones on-off

Algunos interferometros existentes

•Situado en New Mexiko (EEUU)•27 antenas de 25 diametro cada uno.•Maxima distancia: 36 km•Resolución máxima: 0.04 seg. de arco•Longitudes de onda: 0.7 a 90 cm

Very Large Array (VLA):

Funcionando (con todas las antenas)desde 1981

Otros interferómetros

• Westerbork, Países Bajos• Cambridge, Inglaterra• Narribiri, Australia

Más línea de base…..

• MERLIN (Multi-Element RadioLink Interferometer Network),basado en Jodrell Bank, GranBretaña

• Telescopios conectados conconexiones de radio

• Distancia maxima: 217 km• Resolución: 0.005 seg. arco

Lowell TelescopeJodrell Bank

Very Long Baseline Interferometria

• Más distancia entreantenas: Conexióndirecta imposible

• Se gravan los datosjunto con tiempoexacto

• Necesita buenosrelojes posibledesde final de los1960s con relojesatómico

Telescopios participando en VLBIRes. Unos 0.1 marcsec 10000 veces visual

Futúro: LOFAR (Lowfrequency array)

Distribución de los campos de antenasdesde Holanda, llegando hasta Alemania

Antenas (con la antena de 25mde Westerbrook al fondo

•Interferometría con antenas pequeñas•Campo de visión es todo el cielo•Costes más grande: Transporte de datos

Futúro: SKA(square km array)

Distribución de la zona interior de lasantenas

•1km2 de area de colección de radiacion (= sumade las superficies de las antenas para tener gransensibilidad y poder objetos a gran distancia (VLApuede detectar galaxias solamente hasta z = 0.1)•El sitio donde se va a construir se va aseleccionar en 2011/12, propuestas son Australia,Sudafrica

Se usará una combinación de antenasgrandes y pequeñas

Los detalles de diseño se están estudiando ahora